The surprising mid-IR appearance of the asymptotic giant branch stars R Aql, R Aqr, R Hya, V Hya and W Hya [Elektronische Ressource] : molecular and dust shell diameters and their pulsation dependence probed with the MIDI interferometer / put forward by Ronny Zhao-Geisler

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Dissertationsubmitted to theCombined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematicsof the Ruperto-Carola University of Heidelberg, Germanyfor the degree ofDoctor of Natural SciencesPut forward byDiplom-Physiker Ronny Zhao-GeislerBorn in: Dohna, GermanythOral examination: 15 November, 2010The Surprising mid-IR Appearanceof the Asymptotic Giant Branch StarsR Aql, R Aqr, R Hya, V Hya and W HyaMolecular and dust shell diameters and their pulsationdependence probed with the MIDI InterferometerReferees: Prof. Dr. Andreas QuirrenbachDr. Cornelis DullemondAbstractAsymptotic Giant Branch (AGB) stars are the main distributors of dust into the interstellar mediumdue to their high mass loss rates in combination with an effective dust condensation. It is thereforeimportant to understand the dust formation process and sequence in their extended atmosphere. Thewind of these stars is driven by strong stellar pulsation in combination with radiation pressure ondust. High-resolution mid-IR interferometry is sensitive to the structure of the stellar atmosphere,consisting of the continuum photosphere and overlying molecular layers, as well as to the propertiesof the dust shell.This work studies the location of molecular layers and newly formed dust as a function of pulsationcycle and chemistry, as well as tries to identify molecules and dust species which cause the diameterof the star to vary across the N-band spectral domain (8− 13 m).

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Published 01 January 2010
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Dissertation
submitted to the
Combined Faculties for the Natural Sciences and for Mathematics
of the Ruperto-Carola University of Heidelberg, Germany
for the degree of
Doctor of Natural Sciences
Put forward by
Diplom-Physiker Ronny Zhao-Geisler
Born in: Dohna, Germany
thOral examination: 15 November, 2010The Surprising mid-IR Appearance
of the Asymptotic Giant Branch Stars
R Aql, R Aqr, R Hya, V Hya and W Hya
Molecular and dust shell diameters and their pulsation
dependence probed with the MIDI Interferometer
Referees: Prof. Dr. Andreas Quirrenbach
Dr. Cornelis DullemondAbstract
Asymptotic Giant Branch (AGB) stars are the main distributors of dust into the interstellar medium
due to their high mass loss rates in combination with an effective dust condensation. It is therefore
important to understand the dust formation process and sequence in their extended atmosphere. The
wind of these stars is driven by strong stellar pulsation in combination with radiation pressure on
dust. High-resolution mid-IR interferometry is sensitive to the structure of the stellar atmosphere,
consisting of the continuum photosphere and overlying molecular layers, as well as to the properties
of the dust shell.
This work studies the location of molecular layers and newly formed dust as a function of pulsation
cycle and chemistry, as well as tries to identify molecules and dust species which cause the diameter
of the star to vary across the N-band spectral domain (8− 13 m).
Mid-IR interferometric data of the oxygen-rich AGB stars R Aql, R Aqr, R Hya and W Hya, and the
carbon rich AGB star V Hya were obtained with MIDI/VLTI between April 2007 and September 2009,
covering several pulsation cycles. The spectrally dispersed visibility data are modeled by fitting a
fully limb-darkened disk in order to analyze the molecular layers, and by fitting a Gaussian in order
to constrain the extension of the dust shell. Because uv-coverage was sufficient for R Hya and W Hya,
asymmetries could be studied with an elliptical fully limb-darkened disk.
The angular diameters of all oxygen-rich stars in the sample appear to be about two times larger in
the mid-IR than their photospheric diameters estimated from the near-IR. The overall larger diameter
in the mid-IR originates from a warm optically thick molecular layer of H O, and a detected gradual2
increase longword of 10m can be attributed to the contribution of a spatially resolved, optically thin,
close corundum (Al O ) dust shell. A significant contribution of SiO shortward of 10 m cannot be2 3
ruled out for R Aqr. The circumstellar silicate dust shells of all oxygen-rich stars are found to be very
extended except for R Aqr. For the carbon-rich star V Hya, it can only be concluded that amorphous
carbon and SiC dust is already present close to the star.
The observed angular diameters are smaller at visual minimum than at visual maximum with peak-
to-peak variations on the oder of 20% to 30% except for W Hya for which the variation is 6%. The
diameter periodicity can be explained with the phase-dependent water vapor and corundum dust
presence and its temperature sensitivity. Since this variation traces only the location of constituents
which are not relevant for the wind formation, no firm conclusions can be drawn concerning the mass
loss mechanism. One can only speculate that more dust forms at visual minimum. Cycle-to-cycle
variations of the layer traced with MIDI are lower than intracycle variations, and are on the order of
6%. R Hya does not show any deviations from circular symmetry, while an asymmetry of the extended
atmosphere of W Hya can be confirmed.
These observations of a larger sample of stars than available before confirm previous results, and
emphasize the need for dynamic stellar model atmospheres with consistently included dust formation
close to the star. It can also be concluded that interferometric observations in the N-band are an
irreplaceable tool to resolve close stellar structures and to search for atmospheric constituents.
iZusammenfassung
Asymptotische Riesenast-Sterne (AGB-Sterne) sind aufgrund ihrer hohen Massenverlustrate in Kom-
bination mit einer effektiven Staubkondensation die Hauptverteiler von Staub an das interstellare
Medium. Es ist deswegen wichtig, die Staubentstehung in den ausgedehnten Atmospha¨ren zu ver-
stehen. Der Wind dieser Sterne wird durch starke Pulsationen in Kombination mit Strahlungs-
druck an Staub angetrieben. Hochauflo¨sende Interferometry im mittleren Infrarot (IR) ist empfind-
lich auf die Struktur der Sternenatmospha¨re, bestehend aus der Photospha¨re, der daru¨berliegenden
Moleku¨lschichten sowie der Eigenschaften der Staubsph¨are.
Diese Arbeit studiert den Ort der Moleku¨lschichten und des entstehenden Staubes als Funktion des
Pulsationszyklus und der zugrundeliegenden Chemie, sowie versucht herauszufinden welche Moleku¨le
und Staubarten existieren und dafu¨r verantwortlich sind dass der gemessene Durchmesser innerhalb
das N-Bandes variiert (8− 13 m).
Interferometrische Daten der sauerstoffreichen AGB Sterne R Aql, R Aqr, R Hya und W Hya, und des
kohlenstoffreichen AGB Sterns V Hya wurden im mittleren IR mit MIDI/VLTI zwischen April 2007
und September 2009 aufgenommen und decken mehrere Pulsationszyklen ab. Die spektral aufgelo¨sten
Visibility Daten wurden modelliert durch eine Scheibe mit Randverdunkelung, um die Moleku¨lschalen
zu analysieren, und durch eine Gaußverteilung um die Ausdehnung der Staubsph¨are zu untersuchen.
Aufgrund einer guten uv-Abdeckung fu¨r R Hya and W Hya konnten Asymmetrien mit einer elliptischen
Scheibe mit Randverdunkelung untersucht werden.
Der Winkeldurchmesser aller beobachteten sauerstoffreichen Sterne scheint im mittleren IR etwa
zweimal so groß zu sein wie die im nahen IR abgesch¨atzten photospha¨rischen Durchmesser. Der
insgesamt gro¨ßere Durchmesser im mittleren IR wird verursacht durch optisch dicke Moleku¨lschalen
bestehend aus H O, und der gefundene gleichma¨ßige Anstieg bei Wellenla¨ngen gro¨ßer als 10 m kann2
der Existenz einer ra¨umlich aufgelo¨sten, nahen, optisch du¨nnen Al O Staubsph¨are zugeordnet wer-2 3
den. Ein zus¨atzlicher Beitrag von SiO bei Wellenla¨ngen ku¨rzer als 10 m kann bei R Aqr nicht
ausgeschlossen werden. Die gro¨ßere umgebende, aus Silikaten bestehende Staubschale ist außer fu¨r
R Aqr fu¨r alle untersuchten sauerstoffreichen Sterne sehr ausgedehnt. Fu¨r den kohlenstoffreichen
Stern V Hya konnte nur festgestellt werden, dass amorpher Kohlenstoff und SiC Staub nahe am Stern
existiert.
Die beobachteten Winkeldurchmesser sind w¨ahrend des optischen Minimums geringer als wa¨hrend des
optischen Maximums, mit einer Variationen von Maximum zu Maximum zwischen 20% und 30%, außer
fu¨r W Hya, wo die Variation nur 6% ausmacht. Die Periodizita¨t des Durchmessers kann mit der phasen-
abha¨ngigen Pra¨senz von Wassermoleku¨len und Aluminiumstaub und deren Temperaturabh¨ang-igkeit
erkl¨art werden. Da sich diese Durchmesserver¨anderung nur auf Regionen bezieht, die aus Bestandteilen
zusammengesetzt sind, die nicht fu¨r die Windentstehung verantwortlich sind, kann keine Beziehung
zur Massenverlustrate hergestellt werden. Es kann nur vermutet werden, dass mehr Staub w¨ahrend
des optischen Minimums entsteht. Zyklus-zu-Zyklus Ver¨anderungen des Durchmessers der mit MIDI
beobachteten Schicht sind geringer als intrazyklische Variationen und in der Gro¨ßenordnung von 6%.
R Hya zeigt keine Abweichung von kreisrunder Symmetrie, w¨ahrend ein asymmetrischer Charakter
fu¨r W Hya belegt werden kann.
Diese Beobachtungen best¨atigen an einer gro¨ßeren Anzahl von Sternen fru¨here Ergebnisse und un-
terstreichen die Tatsache, dass dynamische Atmospha¨renmodelle fu¨r Sterne mit einer konsistenten
Einbeziehung der Staubentstehung beno¨tigt werden. Es kann auch gefolgert werden, dass interfer-
ometrische Beobachtungen im N-Band unverzichtbar sind, um atmosph¨arische Strukturen bei AGB-
Sternen aufzul¨osen und deren Zusammensetzung zu untersuchen.
iiiiiivContents
Symbols, Constants and Acronyms xv
1 Motivation 1
2 AGB stars 3
2.1 Evolution and Characteristics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2.1.1 Observational Properties and Structure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2.1.2 Evolution and Hertzsprung-Russel Diagram . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.1.3 Third Dredge-Up and Nucleosynthesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.2 Dynamic Atmosphere and Circumstellar Envelope . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.2.1 Variability and Pulsation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 12
2.2.2 Molecule Formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.2.3 Dust Formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3 Stellar Wind, Mass Loss and Binarity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.3.1 Pulsation-Enhanced Dust-Driven Wind . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.3.2 Mass Loss . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.3.3 Asymmetry, Jets and Binarity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.4 The AGB Stars R Aql, R Aqr, R Hya, V Hya and W Hya . . . . . . . . . . . . 29
2.4.1 R Aquilae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
2.4.2 R Aquarii . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
2.4.3 R Hydrae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
2.4.4 V Hydrae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
2.4.5 W Hydrae . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
2.4.6 Basic Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3 Optical Interferometry 43
3.1 Principles of Interferometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.1.1 Monochromatic Point Source . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
3.1.2 Resolution of an Interferometer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
3.1.3 Beam Combination . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
3.1.4 Polychromatic Sources and Coherence Length . . . . . . . . . . . . . . . 47
v3.1.5 Extended Sources and Visibility . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.1.6 Source Morphologies and Definition of the Coordinate System . . . . . . 50
3.1.7 Importance of the Phase and Image Reconstruction . . . . . . . . . . . . 55
3.2 Turbulent Infrared Atmosphere . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
3.2.1 Thermal Infrared . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
3.2.2 Atmospheric Transmission and Background Emission . . . . . . . . . . . 56
3.2.3 Atmospheric Turbulence . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
3.3 MIDI at the VLTI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.3.1 VLTI Environment . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.3.2 MIDI Instrument . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
4 Observation and Data Reduction 69
4.1 Observation Procedure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
4.1.1 Target Selection and Observation Strategy . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
4.1.2 Observation Preparation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
4.1.3 MIDI Observation Procedure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4.1.3.1 Acquisition . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4.1.3.2 Fringe Recording . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
4.1.3.3 Additional Photometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 78
4.2 MIA/EWS SCI-PHOT Reduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
4.2.1 Cross Coupling Coefficient Determination . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
4.2.2 Instrumental Photometry, Phase and Visibility Estimation . . . . . . . . 84
4.2.2.1 Uncorrelated Flux and Photometry . . . . . . . . . . . . . . . . 84
4.2.2.2 Correlated Flux and Differential Phase . . . . . . . . . . . . . . 86
4.2.3 Photometry, Phase and Visibility Calibration . . . . . . . . . . . . . . . 91
5 Results and Modeling 95
5.1 Light Curves and Spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
5.1.1 Light Curves . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
5.1.2 Spectra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
5.2 Visibility Modeling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
5.2.1 Overview of Observational Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
5.2.2 Modeling and Fit Method . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
5.2.3 R Aql . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112
5.2.4 R Aqr . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116
5.2.5 R Hya . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120
5.2.6 V Hya . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
vi